Um aglomerado de estrelas é um grupo de estrelas que compartilham uma origem comum e estão gravitacionalmente ligadas por algum tempo. Eles são particularmente úteis para os astrônomos, pois fornecem uma maneira de estudar e modelar a evolução e as idades estelares. As duas categorias básicas de aglomerados estelares são aglomerados abertos, também conhecidos como aglomerados galácticos, e aglomerados globulares.
- Aglomerados Abertos ou Galácticos
- Aglomerados Globulares
- Idade dos Aglomerados e Sequência Principal de Idade Zero
Aglomerados Abertos (Galácticos)
Aglomerados Abertos são assim denominados devido ao fato de que as estrelas componentes individuais são facilmente resolvidas através de um telescópio. Alguns exemplos como os Hyades e Pleiades estão tão próximos que as estrelas individuais podem ser claramente distinguidas a olho nu. Elas são às vezes chamadas de aglomerados galácticos devido à sua localização nos braços espirais poeirentos no plano das galáxias espirais. Estrelas em um aglomerado aberto têm uma origem comum – elas se formam a partir da mesma nuvem molecular gigante inicial. Aglomerados normalmente contêm algumas centenas de estrelas, embora isto possa variar de algumas dezenas até alguns milhares.
As estrelas dentro de um aglomerado aberto só estão vagamente ligadas pela gravidade. Conforme o aglomerado gira ao redor da galáxia, ele eventualmente se dispersa devido a perturbações gravitacionais com outros objetos na galáxia. Enquanto nosso Sol é provável que se tenha formado inicialmente em um aglomerado aberto, agora não há aglomeração discernível com estrelas próximas. Aglomerados abertos são, portanto, geralmente objetos relativamente jovens. Alguns, como as Plêiades ainda mostram evidências de nebulosidade sugerindo sua formação recente. Os aglomerados abertos pertencem à População I, eles são jovens e têm altas metalografias. Os aglomerados variam de um casal a cerca de 20 parsecs através.
Aglomerados Globulares
Aglomerados Globulares contêm vários milhares a um milhão de estrelas em sistema esférico, gravitacional. Localizados principalmente no halo que envolve o plano galáctico, eles compreendem as estrelas mais antigas da galáxia. Estas estrelas da População II são altamente evoluídas, mas com baixas metaloglicidades. Os aglomerados são tão antigos que qualquer estrela mais alta que uma classe G ou F já terá evoluído fora da sequência principal. Há pouca poeira ou gás livre encontrado nos aglomerados globulares, então nenhuma nova formação estelar está ocorrendo neles. As densidades estelares dentro das regiões internas de um aglomerado globular são muito altas em comparação com regiões como aquelas ao redor do Sol.
Como os clusters abertos, as estrelas em clusters globulares provavelmente tiveram uma origem comum. Ao contrário dos aglomerados abertos, os aglomerados globulares normalmente permanecem gravitacionalmente coerentes ao longo de suas vidas. As estrelas dentro deles não são dispersas para fora do aglomerado. A nossa Via Láctea tem cerca de 200 aglomerados globulares. Exemplos proeminentes incluem 47 Tuc, M4 e Omega Centauri embora haja algum debate sobre se esta pode de fato ser uma galáxia esferoidal anã capturada.
Idade do Aglomerado e Idade Principal de Idade Zero
Aglomerados de estrelas são particularmente importantes porque permitem aos astrônomos verificar modelos de evolução estelar e as idades das estrelas. Vejamos primeiro os clusters abertos para entender porque isto é assim.
As estrelas em um cluster aberto têm uma origem comum de uma determinada nebulosa. Portanto, eles compartilham a mesma metalicidade inicial, portanto qualquer efeito disso sobre a evolução estelar é efetivamente o mesmo para os membros do aglomerado. Outro ponto importante é que todas as estrelas dentro de um aglomerado estão efetivamente à mesma distância formando um observador na Terra. Mesmo que um aglomerado possa ser alguns parsecs através deste tamanho é insignificante em comparação com a distância muito maior do aglomerado da Terra. Se fizermos leituras fotométricas para as estrelas de aglomerado, a magnitude aparente de cada uma delas também nos permite inferir a luminosidade relativa absoluta dos membros do aglomerado. As estrelas que parecem mais brilhantes dentro de um aglomerado são intrinsecamente mais luminosas do que os membros mais fracos.
Astrônomos usam este fato para obter um diagrama de magnitude de cor para um aglomerado. Este é simplesmente um diagrama HR que traça a magnitude aparente, geralmente V (ou mV) no eixo vertical contra o índice de cor, B – V na horizontal. Usando paralaxe espectroscópica eles podem então calibrar o diagrama para obter valores de magnitude absoluta, M ou MV. Ao fazer isto para vários clusters abertos encontramos um resultado interessante. As imagens abaixo mostram alguns clusters abertos. À esquerda temos h + χ Persei, um cluster duplo aberto no qual os dois clusters, 2.200 parsecs distantes, estão separados apenas por cerca de 30 parsecs. A imagem da direita mostra M67. Notou alguma diferença entre as duas imagens?
Se plotarmos estes clusters abertos e outros num diagrama HR, obteríamos o gráfico abaixo. Como os clusters estão a diferentes distâncias, ele foi calibrado para magnitude absoluta.
Se você estudar este diagrama de perto, você notará uma nova escala no eixo vertical direito. Os “anos” aqui se referem à idade do agrupamento. Um cluster como h + χ Persei é tão jovem que a maioria de suas estrelas ainda está na seqüência principal – elas ainda não foram desligadas. A Plêiades, sendo ligeiramente mais velha, não tem estrelas mais quentes do que o índice de cor 0 (classe espectral A0) restante na sequência principal. Os membros do agrupamento mais maciço já evoluíram da sequência principal para os ramos gigantes. M67, um aglomerado aberto muito antigo não tem estrelas mais quentes do que +0,4 índice de cor deixado na sequência principal. De importância fundamental é o ponto de desvio no diagrama onde o aglomerado desliga a sequência principal. Quanto mais abaixo a seqüência principal o ponto de desvio é, mais antigo o aglomerado.
Quando uma estrela atinge pela primeira vez a fusão do núcleo de hidrogênio e aparece na seqüência principal é dito que é a idade zero. A sequência principal da idade zero (ZAMS) é a sequência principal de todas as estrelas quando estas se formam inicialmente num aglomerado. Quanto mais alta a sequência principal, mais massiva é a estrela.
Os aglomerados globulares são geralmente muito mais antigos que os aglomerados abertos os seus diagramas de cor-magnitude mostram estrelas mais evoluídas. Eles também não têm mais estrelas de massa alta na sequência principal. O diagrama de magnitude de cor abaixo para M55 ilustra este ponto.
Interessantemente, se você estudar o diagrama acima você verá um grupo de estrelas quentes que parecem estar na seqüência principal acima do ponto de desvio. Estes são de facto conhecidos como stragglers azuis. Devido às altas densidades estelares dentro dos grupos globulares, os astrônomos acreditam que algumas estrelas podem coalescer e se fundir. A massa combinada, portanto, torna a nova estrela mais quente (azul) e mais brilhante do que a maioria das estrelas.
